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棒渦巻銀河M83における 高解像度数値シミュレーション
北海道大学 宇宙理学専攻
宇宙物理学研究室 M2
二森 都
1. 背景 2. 方法 3. 結果 4. まとめ
contents
1. 背景
・ 棒状構造でも衝撃波が発生
• bar領域では星形成がどうなるかは興味が持たれる
• 円盤銀河における星形成
• 棒渦巻銀河
・ shear mo5onも大きい
出典 : ESO
・ 渦状腕の銀河衝撃波によるガスの圧縮が星形成を促進
1. 背景
・ arm領域に比べ、 bar領域での星形成効率が低い
bar領域 arm領域
・ M83のbar領域の星形成率は bar – end に比べて低い
Muraoka et al. 2007
Handa et al 1991
星形成
効率
棒渦巻銀河M83の星形成率の観測
・ 星形成効率はbarとarmで同程度
(Muraoka et al. 2007)
(Handa et al. 1991)
ー bar 領域と arm 領域の比較 ー
bar
1. 背景
• KennicuG – Schmidt law (KennicuG 1998)
ΣSFR = 2.5× 10−4
�Σgas
1Msunpc−2
�1.4
Msunyr−1kpc−2
・ 面密度のみで星形成率が決まる
・ 銀河内ので星形成が起きる場所や ガスの運動状態は ?
Lundgren et al 2004
KennicuG et al 1998
M83 のH2 ガスの面密度
・ M83 の面密度は 中心に向かって増加 → 星形成率も増加 ?
・ M83星形成率の観測結果と異なる
K – S law との比較
面密度
銀河中心からの距離[pc] ・ 面密度のみで決まらない ?
1. 背景
棒渦巻銀河の bar や arm の cloud の形成を数値計算し、 cloud の性質と星形成との関係を議論する
棒渦巻銀河のガスの運動を自己重力、cooling、hea5ngを含めた数値計算を行い、cloud を同定して、cloud 内のガスの速度分散や星形成との関係を Krumholz & McKee 2005 のモデルを用いて調べた
本研究
2.モデルと計算方法
・ 重力ポテンシャル : M83の近赤外線観測(2MASS)から星 + dark halo (Hirota)
・ ガス : 面密度分布は Gaussian + exponen5al (Lundgren et al. 2004) 銀河の重力と遠心力がつり合うような回転速度
初期状態のガス面密度
1000 2000 3000 銀河中心からの距離[pc]
面密度
300
100
0
• モデル
・ ガス質量 : 3.4 × 109 Msun
・ 初期条件 : isothermal(T = 104 K)、 自己重力なしで80 Myr 計算 → cooling、hea5ng、自己重力 を入れて40 Myr 計算
・ cooling : 太陽金属量 を仮定
・ 星形成、フィードバック、分子形成 は入れない
・ hea5ng : FUV , cosmic ray
・ コード : 2次元AUSM法 (Advec5on Upstream Spli`ng Method)
・ 計算領域 : 12.6kpc × 12.6kpc
2. モデルと計算方法
・ isothermal 自己重力なしで 80 Myr 計算後、 cooling、hea5ng、自己重力を入れて 40 Myr 計算
・ clump を同定し、clump 内部の速度分散などを調べる
・ 星形成モデルを用いて、星形成効率、星形成率を調べる
• 手順
・ grid 数 : 31252
・ 解像度 : 4 pc
・ 自己重力 : FFT
3. 結果
等温 ・ 自己重力なし
cooling,hea5ng ・ 自己重力あり • 面密度
※ 回転座標系で表示
80Myr 80 + 40 Myr
・ bar や arm で高密度のガス塊ができている
3. 結果
温度 ー 面密度
・ 十分冷えたガス領域が形成
・ 低温高密度の領域を clump( cloud : GMAに相当 ) として同定
log10 (面密度) [Msun/pc^2]
1 3 -‐1 -‐3 5
log10 (温度) [T]
1
3
5
7
104 K
・ 面密度 60 [ Msun/pc2 ]以上
・ 温度 30 K 以下
3. 結果
clump の同定
※ 回転座標系で表示
・ 質量が ~ 104 Msun 以上になる
・ 面密度 60 [ Msun/pc2 ]以上 ・ 温度 30 K 以下
• 条件
・ 隣り合って連続している
・ bar や arm に clump ができている
3. 結果
clump の性質
5 6 7 8 9 log10 (clump の質量) [Msun]
1 1.4 1.8 2.2 log10 (clump の半径) [pc]
4
6
8
log10 (clump の質量) [M
sun]
0
1
2
青 : bar 領域の clump 赤 : arm 領域の clump
clumpの質量 clumpの質量 ー clumpの半径
2.6 4
7
5
9
log10 (clump の数)
傾き : 2.5
傾き : -‐0.75
virial parameter -‐ 中心からの半径
3. 結果
・ r < 2500 pc 以内の clump はvirial parameter が大きい ( > 1)
αvir =5σ2R
GM
• virial parameter
R : clump の半径 M : clump の質量
σ : clump 中のガスの速度分散
clump の性質
2000 3000
銀河中心からの距離[pc]
1000 0.01
1
1000
virial param
eter
bar領域 arm領域
virial parameter -‐ clumpの質量 速度分散 -‐ clumpの質量
青 : bar 領域の clump 赤 : arm 領域の clump
3. 結果
・ bar 領域のclumpの方が、virial parameter も速度分散も大きい
clump の性質
1×106 1×108 log10 (clump の質量) [Msun]
0.1
1
10
100
1×104 log10 (clump の速度分散) [km/s]
1×106 1×108 log10 (clump の質量) [Msun]
0.01
1
100
1×104
virial param
eter
clump の性質まとめ
・ r < 2500pc では、r > 2500pc よりvirial parameter が大きい ( virial parameter > 1 の clump が大半)
・ bar 領域で、arm 領域より virial parameter も clump 内のガスの速度分散も大きい
・ bar 領域の clump は、arm 領域より内部運動が大きい
αvir =5σ2R
GM
M =σ
cs
・ 星形成効率 ( SFE )
・ 星形成率 ( SFR )
R : clump の半径
M : clump の質量
cs : clump内のガスの音速
Σgas : clumpのガスの面密度
tdyn : clumpの重力不安定のタイムスケール
• clumpのガスの内部運動を考慮した星形成モデルを用いて、 星形成効率と星形成率を調べた
Krumholz & McKee 2005
3. 結果
σ : clump 中のガスの速度分散
SFE ≈ 0.014�αvir
1.3
�−0.68�
M100
�−0.32
t−1dyn
tdyn =2σ
GΣgas
fGMC : disk の厚みに対する clump の割合 ΣSFR = SFEfGMCΣgas
星形成モデル
clump
3. 結果
・ bar 領域で星形成効率が低い
-‐6.5
-‐7.5
-‐7
-‐8
2000 3000
銀河中心からの距離[pc]
1000 -‐8.5
[/yr]
・ bar 領域で αvir が大きい
bar領域 arm領域
・ αvir が大きいので、星形成効率が低くなると解釈できる
中心からの半径 – virial parameter 中心からの半径 ー 星形成効率
2000 3000 銀河中心からの距離[pc] 1000
0.01
1
1000
αvir
星形成効率
log(
星形成効率)
3. 結果
・ 星形成率も bar領域で低い
-‐4.5
-‐6.5
-‐5.5
-‐7.5
log(
星形成率)
0 2000 3000 銀河中心からの距離[pc]
1000 [Msun/pc2/yr]
-‐8.5
10000
log(
面密度)
0 銀河中心からの距離[pc]
[Msun/pc2]
1000 2000 3000
中心からの半径 ー 面密度
1000
100
10
1
bar領域 arm領域
中心からの半径 ー 星形成率
・ 面密度は r > 500pc で小さくない
・ 星形成効率が低いため、星形成率が低くなる
fGMC = 1 ΣSFR = SFEfGMCΣgas
星形成率
3. 結果
星形成率 KennicuG – Schmidt law との比較
fGMC = 1 fGMC = 0.1
・ 星形成率 ー 面密度
・ fGMC = 0.1 の場合 K -‐ S law と良く合う
ΣSFR = SFEfGMCΣgas
log10 (面密度) [Msun/pc^2]
1 3 -‐1 5
-‐4
-‐2
0
-‐6
2
4
log10 (星形成率) [M
sun/yr/kpc^2]
-‐4
-‐2
0
-‐6
2
4
log10 (星形成率) [M
sun/yr/kpc^2]
log10 (面密度) [Msun/pc^2]
1 3 -‐1 5
3. 結果
星形成率 KennicuG – Schmidt law との比較
fGMC = 1
fGMC = 0.1
Bigiel et al.2008 -‐3
-‐6
0
3
log10 (星形成率) [M
sun/yr/kpc^2]
-‐3
-‐6
0
3
log10 (面密度) [Msun/pc^2] 1 3 -‐1 5
1 3 -‐1 5
log10 (面密度) [Msun/pc^2]
4. まとめ
・ bar領域ではarm領域に比べ、 clump内のガスの内部運動が大きい
・ clump内のガスの内部運動を考慮すると、 星形成効率や星形成率は bar領域ではarm領域よりも低くなった
・ 棒渦巻銀河M83 の重力ポテンシャルを用いて 2 次元の数値流体シミュレーションを行い、 clumpの形成過程を計算した
・ clump を同定し、clump内の速度分散を求め、 K & M モデルを用いて星形成効率と星形成率を求めた
本研究
結果
4. まとめ
・ 観測で示唆されていた、 bar領域で星形成率が低くなることが、 clumpの性質によると理解できる
・ 棒渦巻銀河のbar領域では clump内のガスの内部運動によって arm領域に比べ星形成が抑制される
結論
お わ り